Variável T Tauri: diferenças entre revisões
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'''Estrelas T Tauri''' são estrelas muito jovens com pouca massa, em torno de duas massas solares, mas já não são consideradas [[proto-estrela]]s e ainda não alcançaram o estado estável de uma estrela normal, [[sequência principal]] ([[estrela pré-sequência principal|estrelas pré-sequência principal]]). Esta fase é muito agitada, traduzindo-se numa [[estrela variável|variação]] de brilho e espectro observados ao longo do tempo. O espectro é caracterizado como espectro de uma estrela normal mas adicionada um excesso contínuo em direção ao azul e infravermelho, sendo o infravermelho ligado a existência de um [[Disco circunstelar|disco circumestelar]]. Essas estrelas são ricas em [[Raia espectral|linhas de emissão]], resultado de uma [[cromosfera]] muito mais activa.<ref>{{citar jornal|url=http://www.oal.ul.pt/oobservatorio/vol6/n6/vol6n06_2.html|titulo=T Tauris : Estrelas Proto-Solares |autor=Jorge Filipe Gameiro|data=}}</ref> |
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As '''estrelas T Tauri''' são um tipo de [[estrela]]s [[estrela variável|variáveis]] irregulares nomeadas a partir do objecto prototípico do grupo, a estrela [[T Tauri]]. São estrelas jovens que ainda não entraram na [[sequência principal]] ([[estrela pré-sequência principal|estrelas pré-sequência principal]]). Encontram-se perto de [[nuvem molecular|nuvens moleculares]] e se identificam pela [[variabilidade estelar]] e presença de linhas intensas na sua [[cromosfera]]. |
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As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis,<ref>{{ |
As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis,<ref>{{citar web|url=http://www.astro.up.pt/~dfmf/Thesis/Hypertext/node5.html|título=T Tauri Stars: Overview|acessodata=16/09/2009}}</ref> de [[tipo espectral]] F, G, K e M e com uma [[massa]] inferior a duas [[massa solar|massas solares]].<ref>{{citar web|url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/0201.shtml|título=T Tauri como estrela do mês da AAVSO|acessodata=16/09/2009}}</ref> As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua [[luminosidade]] é significativamente mais alta dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar [[Fusão nuclear|reacções termonucleares]]. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia [[gravidade|gravitacional]] à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo tardar em alcançar este estado entre 10 e 100 milhões de anos. As estrelas T Tauri têm curtos [[período de rotação|períodos de rotação]] (por volta de doze dias comparado com um mês para o [[Sol]]) e são muito activas e variáveis. |
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Mostram emissões intensas e variáveis de [[raios X]] e de [[onda de rádio|ondas de rádio]], e muitas apresentam [[vento solar|ventos solares]] muito fortes. Os seus [[espectro electromagnético|espectros]] apresentam maior abundância de [[lítio]] que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 [[Kelvin|K]]. |
Mostram emissões intensas e variáveis de [[raios X]] e de [[onda de rádio|ondas de rádio]], e muitas apresentam [[vento solar|ventos solares]] muito fortes. Os seus [[espectro electromagnético|espectros]] apresentam maior abundância de [[lítio]] que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 [[Kelvin|K]]. |
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Aproximadamente a metade das estrelas T Tauri estudadas possuem discos circumestelares, denominados neste caso [[disco protoplanetário|discos protoplanetários]], dado que se trata dos possíveis progenitores de [[sistema planetário|sistemas planetários]] como o [[Sistema Solar]]. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em [[estrela binária|sistemas binários]]. |
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Objectos parecidos com as estrelas T Tauri mas com massa maior (de 2 a 8 massas solares) são as chamadas [[estrelas Herbig Ae/Be]], que correspondem a estrelas de [[tipo espectral]] A e B que ainda não entraram na [[sequência principal]]. Não se observaram objectos deste tipo com massa superior a 8 massas solares, pois evoluem muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a [[fusão nuclear|fusão]] do [[hidrogénio]] no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal. |
Objectos parecidos com as estrelas T Tauri mas com massa maior (de 2 a 8 massas solares) são as chamadas [[estrelas Herbig Ae/Be]], que correspondem a estrelas de [[tipo espectral]] A e B que ainda não entraram na [[sequência principal]]. Não se observaram objectos deste tipo com massa superior a 8 massas solares, pois evoluem muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a [[fusão nuclear|fusão]] do [[hidrogénio]] no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal. |
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Edição atual tal como às 21h28min de 19 de fevereiro de 2020
Estrelas T Tauri são estrelas muito jovens com pouca massa, em torno de duas massas solares, mas já não são consideradas proto-estrelas e ainda não alcançaram o estado estável de uma estrela normal, sequência principal (estrelas pré-sequência principal). Esta fase é muito agitada, traduzindo-se numa variação de brilho e espectro observados ao longo do tempo. O espectro é caracterizado como espectro de uma estrela normal mas adicionada um excesso contínuo em direção ao azul e infravermelho, sendo o infravermelho ligado a existência de um disco circumestelar. Essas estrelas são ricas em linhas de emissão, resultado de uma cromosfera muito mais activa.[1]
Características
[editar | editar código-fonte]As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis,[2] de tipo espectral F, G, K e M e com uma massa inferior a duas massas solares.[3] As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua luminosidade é significativamente mais alta dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar reacções termonucleares. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo tardar em alcançar este estado entre 10 e 100 milhões de anos. As estrelas T Tauri têm curtos períodos de rotação (por volta de doze dias comparado com um mês para o Sol) e são muito activas e variáveis.
Mostram emissões intensas e variáveis de raios X e de ondas de rádio, e muitas apresentam ventos solares muito fortes. Os seus espectros apresentam maior abundância de lítio que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K.
Aproximadamente a metade das estrelas T Tauri estudadas possuem discos circumestelares, denominados neste caso discos protoplanetários, dado que se trata dos possíveis progenitores de sistemas planetários como o Sistema Solar. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em sistemas binários.
Objectos parecidos com as estrelas T Tauri mas com massa maior (de 2 a 8 massas solares) são as chamadas estrelas Herbig Ae/Be, que correspondem a estrelas de tipo espectral A e B que ainda não entraram na sequência principal. Não se observaram objectos deste tipo com massa superior a 8 massas solares, pois evoluem muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal.
História
[editar | editar código-fonte]Embora conhecidas, foi apenas nos anos 40 que foi feito o primeiro estudo sistemático destas estrelas, pelo astrónomo Alfred Harrison Joy.
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ Jorge Filipe Gameiro. «T Tauris : Estrelas Proto-Solares»
- ↑ «T Tauri Stars: Overview». Consultado em 16 de setembro de 2009
- ↑ «T Tauri como estrela do mês da AAVSO». Consultado em 16 de setembro de 2009
Ligações externas
[editar | editar código-fonte]- CENTRO DE PROCESAMIENTO Y ANÁLISIS INFRARROJO. «El Universo Infrarrojo (O Universo Infravermenho)» (em castelhano)